https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?action=history&feed=atom&title=%CE%A5%CF%80%CE%B5%CF%81%CE%BA%CE%B1%CE%B9%CE%BD%CE%BF%CF%86%CE%B1%CE%BD%CE%AE%CF%82_%CE%91%CF%83%CF%84%CE%AD%CF%81%CE%B1%CF%82 2026-05-03T04:58:53Z Ιστορικό αναθεωρήσεων για αυτή τη σελίδα στο wiki MediaWiki 1.43.8 https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%A5%CF%80%CE%B5%CF%81%CE%BA%CE%B1%CE%B9%CE%BD%CE%BF%CF%86%CE%B1%CE%BD%CE%AE%CF%82_%CE%91%CF%83%CF%84%CE%AD%CF%81%CE%B1%CF%82&diff=4315&oldid=prev 2006-10-22T18:44:49Z

<p>Η Υπερκαινοφανής μετονομάστηκε σε Υπερκαινοφανής Αστέρας</p> <table style="background-color: #fff; color: #202122;" data-mw="interface"> <tr class="diff-title" lang="el"> <td colspan="1" style="background-color: #fff; color: #202122; text-align: center;">← Παλαιότερη αναθεώρηση</td> <td colspan="1" style="background-color: #fff; color: #202122; text-align: center;">Αναθεώρηση της 18:44, 22 Οκτωβρίου 2006</td> </tr><tr><td colspan="2" class="diff-notice" lang="el"><div class="mw-diff-empty">(Καμία διαφορά)</div> </td></tr></table>

Quendi https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%A5%CF%80%CE%B5%CF%81%CE%BA%CE%B1%CE%B9%CE%BD%CE%BF%CF%86%CE%B1%CE%BD%CE%AE%CF%82_%CE%91%CF%83%CF%84%CE%AD%CF%81%CE%B1%CF%82&diff=4314&oldid=prev 2006-10-22T18:44:25Z

<p></p> <p><b>Νέα σελίδα</b></p><div>Ο όρος υπερκαινοφανής αστέρας ή supernova (σουπερνόβα) αναφέρεται σε διάφορους τύπους αστρικών εκρήξεων που συνοδεύονται από εξαιρετική αύξηση της [[Φωτεινότητα|φωτεινότητας]] του άστρου. Τις περισσότερες φορές πρόκειται για το τελευταίο στάδιο της [[Αστρική Εξέλιξη|αστρικής εξέλιξης]], δηλαδή πρόκειται για τον &quot;θάνατο&quot; ενός αστεριού και έχει ως αποτέλεσμα την δημιουργία ενός [[Αστέρας Νετρονίων|αστέρα νετρονίων]] ή μιας [[Μελανή Οπή|μελανής οπής]] (κάτι που εξαρτάται απ&#039; τη τελική μάζα του άστρου).<br /> <br /> <br /> ==Ταξινόμηση Supernova==<br /> <br /> H αρχική ταξινόμηση των supernova, έγινε με βάση τα φασματικά τους χαρακτηριστικά, αυτά ανταποκρίνονται κυρίως στο περίβλημα του συστήματος. Πρέπει να σημειώσουμε ότι η ενέργεια που ελευθερώνεται είναι τεράστια και πολύ περισσότερη από αυτή των εκρήξεων [[Nova|νόβα]]. Συνοπτικά έχουμε:<br /> <br /> <br /> ===Τύπος Ιa=== <br /> <br /> Προέρχονται από διπλά συστήματα, εκ των οποίων το ένα είναι [[Λευκός Νάνος|λευκός νάνος]] Ανθρακα-Οξυγόνου κοντά στο [[Όριο Chandrasekhar|όριο του Chandrasekhar]] και το δευτερεύον είναι εν γένει κάποιος γίγαντας αστέρας. Καθώς απορροφά υλικό από τον γίγαντα, λίγο πριν φτάσει στο όριο του Chandrasekhar και καθώς η πίεση και η θερμοκρασία έχουν αυξηθεί ξεκινά πυρηνική σύντηξη άνθρακα με απελευθέρωση &lt;math&gt;10^{51}&lt;/math&gt; erg, ενώ δεν υπάρχουν ίχνη υδρογόνου στο φάσμα, αντίθετα υπάρχουν φασματικές γραμμές απλά ιονισμένου πυριτίου. Η διαφορά με τους [[Nova|νόβα]] είναι εμφανής, οι Supernova Ia κάνουν σύντηξη άνθρακα που δίνει πολύ περισσότερη ενέργεια σε σχέση με τον κύκλο Ανθρακα-Αζώτου-Οξυγόνου. Ο τύπος Ia πιστεύεται ότι έχει παντού την ίδια μέγιστη απόλυτη [[Λαμπρότητα|λαμπρότητα]] ([[Απόλυτο Οπτικό Μέγεθος|απόλυτο μέγεθος]]), και έτσι χρησιμεύουν ως δείκτες υπολογισμού αποστάσεων στο [[Σύμπαν]].<br /> <br /> <br /> Όλοι οι υπόλοιποι τύποι προέρχονται από συστήματα κατάρρευσης σε αστέρια μεγάλης μάζας.<br /> <br /> <br /> ===Τύπος Ιb===<br /> <br /> Προέρχεται από βαρυτική κατάρρευση αστέρων μεγάλης μάζας που έχουν χάσει το εξωτερικό τους περίβλημα και παρουσιάζουν φασματικές ουδέτερου Ηλίου και όχι ιδιαίτερα ισχυρή απορρόφηση από Πυρίτιο.<br /> <br /> <br /> ===Τύπος Ιc=== <br /> <br /> Ο τρόπος δημιουργίας τους μοιάζει με αυτό τον Ιb, αντίθετα όμως εμφανίζεται λίγο ή καθόλου [[Ήλιο]] και καθόλου [[Πυρίτιο]].<br /> <br /> <br /> ===Τύπος II===<br /> Δημιουργούνται από την κατάρρευση του πυρήνα άστρων πάρα πολύ μεγάλης μάζας. Υπάρχει μια σχετική ποικιλία στα φάσματα και αυτά υποδιαιρούνται σε κατηγορίες, ανάλογα με την μορφή της καμπύλης φωτός -δηλαδή τη [[Φωτεινότητα]] σε συνάρτηση με το χρόνο.<br /> <br /> <br /> ===Hypernova=== <br /> Ο πυρήνας σε άστρα [[Wolf-Rayet Αστέρες|Wolf Rayet]], καταρρέει με τελικό προϊόν ένα [[Αστέρας Νετρονίων|αστέρι νετρονίων]] ή [[Μελανή Οπή|μελανή οπή]]. Αυτό οδηγεί στο σχηματισμό μιας μεγάλης έκρηξης σε μορφή δύο πιδάκων (jet) που σχετίζονται με την αρχική περιστροφή του πυρήνα και την παρουσία μαγνητικών πεδίων δίνοντας μια έκλαμψη ακτίνων-γ.<br /> <br /> <br /> Οι υπερκαινοφανείς εκτός του τύπου Ιa έχουν διάφορες απόλυτες [[Λαμπρότητα|λαμπρότητες]], ανάλογα με τη μάζα του αστέρα που τους δημιουργεί.<br /> <br /> <br /> Η συνολική κατάσταση για τις supernova είναι ακόμη υπό έρευνα και οι απόψεις δεν έχουν κατασταλάξει, ιδίως στις λεπτομέρειες για τον κεντρικό μηχανισμό κατάρρευσεις στους τύπους Ιb, Ic, II και Hypernova.<br /> <br /> <br /> ==Υπολείμματα υπερκαινοφανούς==<br /> <br /> Η supernova αφήνει σαν κατάλοιπο ένα είδος [[Νεφέλωμα|νεφελώματος]] που είναι γνωστό ως υπόλειμμα υπερκαινοφανούς. Οι εκρήξεις υπερκαινοφανών είναι η κύρια πηγή όλων των βαρύτερων του οξυγόνου στοιχείων, και η μοναδική πηγή πολλών σημαντικών στοιχείων που είναι απαραίτητα για την ανάπτυξη της ζωής, και τα οποία βρίσκονται σήμερα στον πλανήτη μας και στο σώμα μας. Το κύμα της έκρηξης μεταφέρει αυτά τα στοιχεία στο μεσοαστρικό χώρο, εμπλουτίζοντας τα [[Μεσοαστρικό Υλικό|μεσοαστρικά νέφη]], τα οποία αποτελούν την πρώτη ύλη για τον σχηματισμό των [[Αστέρας|αστέρων]] και των πλανητών, μία διαδικασία που έγινε πριν 5-6 δισεκατομμύρια χρόνια και στο δικό μας [[Ηλιακό Σύστημα]].<br /> <br /> [[Κατηγορία:Αστροφυσική]]</div>

Quendi